宇宙的本味，你尝过没？

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原创作者：王启儒

校对：牧夫天文校对组

后期：胡永葳

责任编辑：王启儒

嗅觉，作为人类赖以维生的主要感觉之一，能将物质散发的化学信号转化为电信号，从而在大脑皮层生成对应的感觉。人类能识别的气味种类超过1万种，通过对各种气味的辨别，我们能知道哪里有好吃的、哪种气味能给他人带来好感，以及面对即将到来的危险时，可以多一个手段去感知。

想必许多人已经对身边的气味熟悉到甚至无感，倒不如跟着这篇文章一同前往地球之外的宇宙空间，通过光谱分析和间接接触的方式体验一下宇宙的味道。

水星

Mercury

太阳系八大行星中距离太阳最近的行星。尽管如此，水星仍然有一个稀薄的外逸层。

2018年10月20日，由欧洲空间局（ESA）与宇宙航空研究开发机构（JAXA）联合研发的贝皮可伦坡号（英语/BepiColombo，日语/ベピ・コロンボ）成功发射升空，历经3年抵达水星，通过其搭载的水星散逸层紫外-可见分光光度仪（Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy，PHEBUS）回传的数据，天文学家们发现水星外逸层中Hα、Hβ和He的含量较高[1]，而上述元素在气味上并没有什么特色。

除此之外，通过对水星外逸层的长时间比对观测，Na、S、K三种元素的外逸量同样居高不下，但很可惜目前的数据并未探测出以上元素间生成的具有味道的化合物[2]。综上，水星可能是一颗没有任何“体香”的行星。

金星

Venus

它在夜空中的亮度仅次于月球，是第二亮的天然天体，视星等可以达到-4.7等，足以照射出影子。

金星有着密度极高的大气层，其大气层的质量是地球大气层的93倍，而表面上的压力是地球表面压力的92倍左右，相当于在地球上深达1千米处的海洋下的压力。考虑到直接派遣探测器前往并采集数据的困难，天文学家选择通过陆基和天基天文台对金星大气进行光谱分析。发现除水以外，金星大气中富含CO2、CO、SO2和HCl。

这些化合物散发着极具刺激性的气息，足矣让接近的人们痛哭流涕。与此同时，二氧化碳与二氧化硫共同创造出太阳系最强大的温室效应，使金星地表温度至少达到735 K（462 °C）[3]，这也使得金星表面的温度比水星更高。

地球

Earth

宇宙中人类已知唯一存在生命的天体。对地球大气层的探测是最为便捷直观的，通过光谱分析不难得出除水以外，其中还含有CO2、N2O、CO、CH4、O2、NO2和O3。

如此丰富的化合物种类致使地球的味道五花八门，有笑气（N2O）的甜味，还有NO2和O3极具刺激性的气味。然而，光谱分析并不能作为气味划分的唯一方法。别忘了，地球可是我们人类探索宇宙的起点，为了验证光谱分析对气味划定的准确程度，我们还可以采用一种间接的方法——宇航员。

当然，并不是让出舱的宇航员们摘下头盔，他们只需要在返回后嗅一嗅身上粘的味道就行。可惜，对于味道的分辨正如五花八门的化合物一样，各有千秋，有人说宇宙的味道与焊条焊接时所散发的无异、还有吃货将它定义为牛排的煎烤味，或是金属味、或是烟花燃放后的味道。总之，大家的描述与光谱分析得出的结论十分接近，唯一的差异体现在每个人生活的环境以及天马行空的想象力。

火星

Mars

一颗冰冷的红色星球。火星大气成分为95%的二氧化碳，3%的氮气，1.6%氩气，很少的氧气、水汽等。2003年火星大冲时陆基望远镜在大气中发现了甲烷；2004年3月，2001火星奥德赛号（2001 Mars Odyssey）确认了这一发现。

由于甲烷易被紫外线分解，存在甲烷表示现在或者最近几百年内在火星上存在制造甲烷的来源（火山作用、地质作用、彗星或小行星撞击甚至生物来源如甲烷古菌等都有可能）。上述化合物并不具备独特的味道，因此一水一火，两颗行星都是没有“体香”的。

木星

Jupiter

太阳系中体积最大的行星，古代中国则称木星为岁星、太岁，取其绕行天球一周约为12年，与地支相同之故，且产生了岁星纪年法。据说，古人观察岁星呈青色，青色于“五行”属木，而命名为木星。

木星大气层上层的成分按质量计算，主要成分大约有71%的氢、24%的氦和5%的其他元素，包括甲烷、水蒸气、氨和硅基化合物等。由此可见，当你亲临木星时，除了被其硕大的身躯所震撼，隐约还能闻到一股公厕的味道。

土星

Satrun

在低密度、高速自转和流体的可变性共同影响下，呈椭球体状。虽然土星核心的密度远高于水，但由于存在较厚的大气层，土星仍是太阳系中唯一密度低于水的行星（密度0.69g/cm³）。土星外围的大气层包括96.3%的氢和3.25%的氦，可以侦测到的气体还有氨、乙炔、乙烷、磷化氢和甲烷[4]。上层的云由氨的冰晶组成，较低层的云则由硫化氢铵（NH4SH）或水组成[5]。

相对于太阳所含有的丰富的氦，土星大气层中氦的丰盈度明显低得多。相比于木星，土星或许更能让人避之若浼，跟氨水打过交道的同志再熟悉不过了，如硫化物一般刺激的冲击，伴以强烈的公厕回味，将在你的全身上下萦绕不散。不可否认的是土星也许是太阳系中最耀眼的一枚皇冠，但皇冠的重量也许不是所有人都能承受住的。

天王星

Uranus

与在古代就为人们所知的五颗行星（水星、金星、火星、木星、土星）相比，天王星的亮度也是肉眼可见的，但由于较为黯淡以及缓慢的绕行速度而未被古代的观测者认定为一颗行星[6]。

天王星大气层的成分和天王星整体的成分不同，主要是氢和氦[7]。在天王星的大气层中，含量占第三位的是甲烷（CH4）。甲烷在可见和近红外的吸收带为天王星制造了明显的蓝绿或青色的颜色。在大气层的上层由于极端的低温，造成多余的甲烷凝结结冰[8]。对低挥发性物质的丰富度，像是氨、水和硫化氢，在大气层深处的含量所知有限。除甲烷之外，在天王星的上层大气层中可以追踪到因太阳的紫外线辐射，甲烷光解产生的各种各样微量的碳氢化合物[9]，包括乙烷（C2H6）, 乙炔（C2H2）, 甲基乙炔（CH3C2H）, 联乙炔（C2HC2H）。

光谱研究也揭露了水蒸汽的踪影，一氧化碳和二氧化碳在大气层的上层，但不排除其来自于彗星和其他外部天体的落尘[10]。当你来到天王星的上空时，可能会诧异它的纯净——与青色的外表一致，它的味道也很清澈（以至于根本闻不出任何味道）。

海王星

Neptune

我们的太阳系行星之旅来到了最后一站。在高海拔处，海王星的大气层80%是氢和19%是氦[11]，也存在着微量的甲烷。主要的吸收带出现在600纳米以上波长的红色和红外线的光谱位置。与天王星比较，它的吸收是大气层的甲烷部分，使海王星呈现蓝色的色调[12]。

乍一闻，貌似跟天王星别无二致，实则非也，同其他气态行星一样，海王星的大气成分也可以类比为洋葱圈，当我们深入其大气，抵达平流层，会闻到一股甜蜜但非常致命的气息——淡淡的杏仁气味。不错，通过对海王星金星光谱分析可以发现，海王星平流层富含因紫外线光解甲烷的产物，如乙烷和乙炔[13][14]。除此以外，还有微量的一氧化硫和氰化氢 [15]。苦杏仁味的来源正是那剧毒物质氰化氢。当我们再次深入，来到海王星大气层的底层，对流层，会闻到一股夹杂着臭鸡蛋味和尿味的复杂气味。这时的你，如果有幸得以站在海王星坚实的内核上，会看到天上飘着一团团白云，听我说，千万不要将头埋进去，因为那将使你永生难忘。云层的主要物质不是别的，正是低温和高压作用下氨、硫化氢和水混合凝结而成的。

之于太阳系的行星，我们能感知的气味包括烧烤味、金属味、干果味、酸味以及尿味。看过文章的你也许会发现，这些行星的气味与你心中的气味大相径庭，外表酷似棒棒糖的木星竟然是一股公厕的味道，看上去显得辛辣无比的火星竟然没有“体香”……

诚然，光谱分析或是间接接触并不能完全服众，所以读者们，请在评论区畅言你所认为的“宇宙的味道”吧。

参考文献：

[1] Eric Quémerais, Dimitra Koutroumpa, Rosine Lallement, et al. Observation of Helium in Mercury's Exosphere by PHEBUS on Bepi-Colombo[J]. JGR Planets, Volume128, Issue6.

[2] F. Leblanc, C. Schmidt, V. Mangano, A. Mura, G. Cremonese, et al. Comparative Na and K Mercury and Moon Exospheres[J]. Space Science Reviews (2022) 218:2.

[3] Venus. Case Western Reserve University. 2006-09-13 [2011-12-21].

[4] Courtin, R.; Gautier, D.; Marten, A.; Bezard, B. The Composition of Saturn's Atmosphere at Temperate Northern Latitudes from Voyager IRIS spectra. Bulletin of the American Astronomical Society. 1967, 15: 831 [2007-02-04].

[5] Martinez, Carolina. Cassini Discovers Saturn's Dynamic Clouds Run Deep. NASA. September 5, 2005 [2007-04-29].

[6] MIRA's Field Trips to the Stars Internet Education Program. Monterey Institute for Research in Astronomy. [2007-08-27].

[7] Lunine, Jonathan. I. The Atmospheres of Uranus and Neptune. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1993, 31: 217–263 [2007-10-15].

[8] Bishop, J.; Atreya, S.K.; Herbert, F.; and Romani, P. Reanalysis of Voyager 2 UVS Occultations at Uranus: Hydrocarbon Mixing Ratios in the Equatorial Stratosphere (PDF). Icarus. 1990, 88: 448–463 [2007-10-15].

[9] Summers, Michael E.; Strobel, Darrell F. Photochemistry of the Atmosphere of Uranus. The Astrophysical Journal. 1989, 346: 495–508 [2007-10-15].

[10] Burgorf, Martin; Orton, Glenn; van Cleve, Jeffrey; et.al. Detection of new hydrocarbons in Uranus' atmosphere by infrared spectroscopy. Icarus. 2006, 184: 634–637 [2007-10-15].

[11] Hubbard, W. B. Neptune's Deep Chemistry. Science. 1997, 275 (5304): 1279–1280 [2008-02-19].

[12] Crisp, D.; Hammel, H. B. Hubble Space Telescope Observations of Neptune. Hubble News Center. 1995-06-14 [2007-04-22].

[13] Hubbard, W. B. Neptune's Deep Chemistry. Science. 1997, 275 (5304): 1279–1280 [2008-02-19].

[14] Lunine, Jonathan I. The Atmospheres of Uranus and Neptune (PDF). Lunar and Planetary Observatory, University of Arizona. 1993 [2008-03-10].

[15] Encrenaz, Therese. ISO observations of the giant planets and Titan: what have we learnt?. Planet. Space Sci. 2003, 51: 89–103 [2011-02-14].

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Credit：TW@NASAStennis

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